Kuvaluotto: ESO
Havaijilla sijaitseva tähtitieteilijäryhmä on löytänyt 12,8 miljardin valovuoden päässä olevan kaukaisen galaksin, joka näyttää meille, miltä maailmankaikkeus näytti, kun se oli vain 900 miljoonaa vuotta vanha. He löysivät galaksin käyttämällä erityistä kameraa, joka oli asennettu Kanadan, Ranskan ja Havaijin kaukoputkeen, joka etsii kaukana olevia esineitä hyvin tietyllä valon taajuudella. Paljastamalla tämän Cetuksen tähdistössä, aivan Mira-tähden lähellä sijaitseva galaksi, ryhmä on kehittänyt uuden metodologian etäisten esineiden löytämiseksi, jonka pitäisi auttaa tulevia tarkkailijoita katsomaan entistä kauemmas menneisyyteen.
Parannettujen kaukoputkien ja instrumenttien avulla erittäin etäisten ja heikkojen galaktikoiden havainnot ovat olleet mahdollisia, jotka olivat viime aikoihin asti tähtitieteilijöiden unelmia.
Yksi tällainen esine löysi tähtitieteilijöiden ryhmä [2] laajakuvakameralla, joka oli asennettu Kanada-Ranska-Havaiji-teleskooppiin Mauna Keassa (Havaiji, USA) etsittäessä erittäin kaukana olevia galakseja. Nimeltään ”z6VDF J022803-041618”, se havaittiin epätavallisen värinsä takia, koska se oli näkyvissä vain kuvissa, jotka on saatu erityisellä optisella suodattimella, joka eristää valon kapealla lähellä infrapunakaistalla.
Tämän kohteen seurantaspektri FORS2-monimuotoisella instrumentilla ESO: n erittäin suurella teleskoopilla (VLT) vahvisti, että se on hyvin kaukana oleva galaksi (punasiirtymä on 6.17 [3]). Näytetään siltä, kuin se oli, kun maailmankaikkeus oli vain noin 900 miljoonaa vuotta vanha.
z6VDF J022803-041618 on yksi kaukaisimmista galakseista, joille spektrit on toistaiseksi saatu. Mielenkiintoista se, että se löydettiin sen massiivisten tähtien lähettämästä valosta, eikä vetykaasun päästöistä, kuten alun perin odotettiin.
Lyhyt historia varhaisesta maailmankaikkeudesta
Useimmat tutkijat ovat yhtä mieltä siitä, että maailmankaikkeus syntyi kuumasta ja erittäin tiheästä alkuperätilasta isossa räjähdyksessä. Viimeisimpien havaintojen mukaan tämä ratkaiseva tapahtuma tapahtui noin 13 700 miljoonaa vuotta sitten.
Muutaman ensimmäisen minuutin aikana tuotettiin valtavia määriä protonien ja neutronien vety- ja heliumydimiä. Siellä oli myös paljon vapaita elektroneja ja seuraavan aikakauden aikana lukuisat fotonit olivat hajallaan näistä ja atomiytimistä. Tässä vaiheessa maailmankaikkeus oli täysin läpinäkymätön.
Noin 100 000 vuoden kuluttua maailmankaikkeus oli jäähtynyt muutamaan tuhanteen asteeseen ja ytimet ja elektronit yhdistyivät nyt atomien muodostamiseksi. Sitten fotoneja ei enää hajotettu näistä ja maailmankaikkeus muuttui yhtäkkiä läpinäkyväksi. Kosmologit kutsuvat tätä hetkeä ”rekombinaation aikakaudeksi”. Mikroaaltotaustosäteily, jota nyt havaitsemme kaikista suunnista, kuvaa maailmankaikkeuden suuren yhtenäisyyden tilaa kaukaisella aikakaudella.
Seuraavassa vaiheessa alkukykyiset atomit - joista yli 99% oli vetyä ja heliumia - liikkuivat yhdessä ja alkoivat muodostaa valtavia pilviä, joista tähdet ja galaksit myöhemmin nousivat esiin. Tähtien ensimmäinen sukupolvi ja jonkin verran myöhemmin ensimmäiset galaksit ja kvaasarit [4] tuottivat voimakasta ultraviolettisäteilyä. Tuo säteily ei kulkenut kovinkaan pitkälle huolimatta siitä, että maailmankaikkeus oli tullut läpinäkyväksi kauan sitten. Tämä johtuu siitä, että vetyatomit absorboivat välittömästi ultravioletti (lyhyen aallonpituuden) fotonit, “koputtaen” elektroneja nuo atomit, kun taas pidemmän aallonpituuden fotonit voisivat kulkea paljon kauemmas. Maidonvälinen kaasu siis ionisoitui tasaisesti kasvavilla palloilla ionisoivien lähteiden ympärillä.
Jossain vaiheessa näistä palloista oli tullut niin suuria, että ne limittyivät kokonaan; tätä kutsutaan ”uudelleenionisoitumisen aikakaudeksi”. Siihen asti atomit absorboivat ultraviolettisäteilyä, mutta nyt myös maailmankaikkeus tuli läpinäkyväksi tälle säteilylle. Aikaisemmin näiden ensimmäisten tähtien ja galaksien ultraviolettivaloa ei voitu nähdä suurella etäisyydellä, mutta nyt maailmankaikkeus näytti yhtäkkiä olevan täynnä kirkkaita esineitä. Tästä syystä "rekombinaation" ja "uudelleenionisoitumisen" ajanjaksoihin viitataan nimellä "pimeät aikakaudet".
Milloin "pimeät ajat" päättyivät?
Uudelleen ionisoitumisen tarkka aikakausi on aktiivisen keskustelun aiheena tähtitieteilijöiden keskuudessa, mutta viimeaikaiset tulokset maan ja avaruuden havainnoista osoittavat, että ”Dark Ages” kesti muutama sata miljoonaa vuotta. Erilaisia tutkimusohjelmia on nyt käynnissä, jotka yrittävät selvittää paremmin, kun nämä varhaiset tapahtumat tapahtuivat. Tätä varten on välttämätöntä löytää ja tutkia yksityiskohtaisesti varhaisimmat ja siten kaukana olevat esineet universumissa - ja tämä on erittäin vaativa havainnollinen pyrkimys.
Valoa himmentää etäisyyden neliö ja mitä kauemmaksi katsomme avaruudessa havainnoidaksesi objektia - ja siksi mitä kauempana ajassa näemme sen - sitä himmeämpänä se näyttää. Samanaikaisesti sen himmeä valo siirtyy kohti spektrin punaista aluetta maailmankaikkeuden laajenemisen vuoksi - mitä suurempi etäisyys, sitä suurempi havaittu punasiirtymä [3].
Lyman-alfa-päästöjohto
Maanpäällisillä kaukoputkilla huonoimmat havaitsemisrajat saavutetaan havainnoimalla spektrin näkyvää osaa. Hyvin kaukana olevien kohteiden havaitseminen vaatii siksi ultraviolettipektrien allekirjoitusten havainnointia, jotka on siirretty punaisesti näkyvälle alueelle. Normaalisti tähtitieteilijät käyttävät tähän punaisesti siirrettyä Lyman-alfa-spektrinemissiolinjaa lepoaallonpituudella 121,6 nm; se vastaa vetyatomien lähettämiä fotoneja, kun ne muuttuvat viritetystä tilasta perustilaansa.
Yksi ilmeisin tapa etsiä kaikkein kaukaisimpia galakseja on siksi etsiä Lyman-alfa-säteilyä punaisimmista (pisimmistä) mahdollisista aallonpituuksista. Mitä pidempi havaitun Lyman-alfa-viivan aallonpituus, sitä suurempi on punasiirtymä ja etäisyys, ja mitä aikaisempi on aikakausi, jolloin näemme galaksin ja mitä lähempänä olemme kohti hetkeä, joka merkitsi “Pimeiden Aikojen” loppua ”.
Tähtitieteellisissä instrumenteissa (samoin kuin kaupallisissa digitaalikameroissa) käytetyt CCD-ilmaisimet ovat herkkiä valolle, jonka aallonpituudet ovat jopa noin 1000 nm (1? M), toisin sanoen hyvin lähellä infrapuna-spektrialuetta, punaisimmasta valosta, joka voi ihmisen silmän havaitsema noin 700-750 nm: ssä.
Kirkas lähi-infrapunayötaivas
Tällaisella työllä on kuitenkin toinen ongelma. Heikkojen Lyman-alfa-päästöjen etsimistä kaukaisista galakseista monimutkaistaa se, että maanpäällinen ilmapiiri - jonka läpi kaikkien maapallon kaukoputkien on katsottava - säteilee myös valoa. Tämä on erityisen selvää spektrin punaisessa ja lähellä infrapuna-osassa, jossa sadat erilliset päästöjohdot ovat peräisin hydroksyylimolekyylistä (OH-radikaali), joka on läsnä maan ylemmässä ilmakehässä noin 80 km: n korkeudessa (katso PR-kuva) 13a / 03).
Tämä voimakas säteily, jota tähtitieteilijät kutsuvat taivaan taustaksi, vastaa heikkousrajasta, jolla taivaankappaleet voidaan havaita maanpäällisillä teleskoopeilla lähellä infrapuna-aallonpituuksia. Onneksi on kuitenkin ”alhaisen OH-taustan” spektrivälejä, joissa nämä päästöjohdot ovat paljon ohuempia, mikä sallii matalamman havainnoinnin heikomman havaitsemisrajan. Kaksi tällaista ”tumman taivaan ikkunaa” näkyy PR Photo 13a / 03: ssa lähellä aallonpituuksia 820 ja 920 nm.
Nämä näkökohdat huomioon ottaen lupaava tapa etsiä tehokkaimmin kaukaisimpia galakseja on siksi tarkkailu aallonpituuksilla lähellä 920 nm kapeakaistaisen optisen suodattimen avulla. Tämän suodattimen spektrileveyden sovittaminen noin 10 nm: iin mahdollistaa mahdollisimman suuren määrän taivaankappaleiden valon havaitsemisen, kun säteily tapahtuu suodattimeen sopivalla spektriviivalla, minimoiden samalla taivaan säteilyn kielteiset vaikutukset.
Toisin sanoen, kun enimmäkseen valoa etäisistä esineistä ja minimaalisesti häiritsevästä valosta maanpäällisestä ilmakehästä, mahdollisuudet tunnistaa noita kohteita ovat optimaaliset. Astronomit puhuvat "kontrastin maksimoimisesta" kohteille, jotka osoittavat päästöviivoja tällä aallonpituudella.
CFHT-hakuohjelma
Edellä esitettyjen näkökohtien perusteella kansainvälinen tähtitieteilijäryhmä [2] asensi kapeakaistaisen optisen suodattimen, jonka keskipiste oli lähellä infrapuna-aallonpituutta 920 nm, CFH12K-instrumenttiin Kanadan, Ranskan ja Havaijin teleskooppiin Mauna Kealle (Havaiji, USA). etsiä erittäin kaukana olevia galakseja. CFH12K on laaja-kenttäkamera, jota käytetään CFHT: n päätarkennuksessa, ja tarjoaa näkökentän noin. 30 x 40 kaarmin2, hieman suurempi kuin täysikuu [5].
Vertailemalla saman taivaan kentän kuvia, jotka on otettu eri suodattimien kautta, tähtitieteilijät pystyivät tunnistamaan esineet, jotka näyttävät suhteellisen ”kirkkaalta” NB920-kuvassa ja “heikot” (tai jopa eivät ole näkyvissä) vastaavissa kuvissa, jotka on saatu muiden suodattimien kautta. . Vaikuttava esimerkki on esitetty PR Photo 13b / 03 -kappaleessa - keskellä oleva esine on hyvin näkyvissä 920 nm: n kuvassa, mutta ei ollenkaan muissa kuvissa.
Todennäköisin selitys esineelle, jolla on niin epätavallinen väri, on, että kyseessä on hyvin kaukainen galaksi, jonka vahvan Lyman-alfa-emissioviivan havaittu aallonpituus on punasiirteen takia lähellä 920 nm. Kaikki galaksin lähettämät valot Lyman-alfaa lyhyemmillä aallonpituuksilla absorboivat voimakkaasti väliintulot tähtienvälisestä ja galaktienvälisestä vetykaasusta; tämä on syy siihen, että esine ei ole näkyvissä kaikissa muissa suodattimissa.
VLT-spektri
Tämän esineen todellisen luonteen oppimiseksi on suoritettava spektroskooppinen seuranta tarkkailemalla sen spektriä. Tämä suoritettiin FORS 2 -moodimittarilla ESO Paranal Observatoryn 8,2 m: n VLT YEPUN-teleskoopilla. Tämä ominaisuus tarjoaa täydellisen yhdistelmän maltillista spektritarkkuutta ja korkeaa punaisen herkkyyttä tällaiselle erittäin vaativalle havainnolle. Tuloksena oleva (heikko) spektri esitetään PR-valokuvassa 13c / 03.
PR Photo 13d / 03 näyttää kohteen lopullisen ("puhdistetun") spektrin jäljityksen sen jälkeen, kun se on uutettu PR Photo 13c / 03 -kuvasta. Yksi leveä päästöjohto havaitaan selvästi (keskeltä vasemmalle; suurennettu insertissä). Se on epäsymmetrinen, painettuna sinisellä (vasemmalla) puolellaan. Tämä yhdistettynä siihen tosiasiaan, että jatkuvuusvaloa ei havaita linjan vasemmalla puolella, on Lyman-alfa-linjan selkeä spektrin allekirjoitus: Lyman-alfaa ”sinisemmät” fotonit absorboivat voimakkaasti itse galaksissa olevan kaasun , ja galaktienvälisessä väliaineessa maan ja kohteen välisen näkölinjan varrella.
Siksi spektroskooppiset havainnot antoivat tähtitieteilijöille mahdollisuuden tunnistaa tämä linja yksiselitteisesti Lyman-alfaksi ja vahvistaa tämän vuoksi tämän kohteen suuren etäisyyden (suuri punasiirtymä). Mitattu punasiirtymä on 6.17, joten tämä esine on yksi kaikkein kaikkein koskaan havaittuista galakseista. Se sai nimityksen “z6VDF J022803-041618” - tämän hieman raskas nimen ensimmäinen osa viittaa tutkimukseen ja toinen osoittaa tämän galaksin sijainnin taivaalla.
Starlight varhaisessa maailmankaikkeudessa
Nämä havainnot eivät kuitenkaan tulleet yllättämättä! Astronomit olivat toivoneet (ja odottaneet) havaitsevansa Lyman-alfaviivan objektista 920 nm: n spektri-ikkunan keskellä. Vaikka Lyman-alfa-viiva löydettiin, se sijoitettiin kuitenkin jonkin verran lyhyemmälle aallonpituudelle.
Niinpä Lyman-alfa-emissio ei aiheuttanut tätä galaksia ”kirkkaana” kapeakaistaisessa (NB920) -kuvassa, vaan ”jatkumot” -emissio pitemmillä aallonpituuksilla kuin Lyman-alfa. Tämä säteily näkyy hyvin heikosti vaakasuorana, hajaviivana PR Photo 13c / 03: ssa.
Yksi seuraus on, että mitattu punasiirtymä 6,17 on pienempi kuin alun perin ennustettu punasiirtymä noin 6,5. Toinen asia on, että z6VDF J022803-041618 havaittiin valolta sen massiivisista tähdestä (”jatkumosta”), eikä vetykaasun päästöltä (Lyman-alfa-linja).
Tämä mielenkiintoinen johtopäätös on erityisen mielenkiintoinen, koska se osoittaa, että on periaatteessa mahdollista havaita galaksit tällä valtavalla etäisyydellä ilman, että tarvitsee luottaa Lyman-alfa-päästöjohtoon, jota ei aina ole läsnä kaukaisten galaksien spektrissä. Tämä antaa tähtitieteilijöille täydellisemmän kuvan varhaisen maailmankaikkeuden galaksiväestöstä.
Lisäksi yhä useamman näistä kaukaisista galakseista havaitseminen auttaa ymmärtämään paremmin maailmankaikkeuden ionisointitilaa tässä iässä: Näiden galaksien lähettämän ultraviolettivalon ei pitäisi päästä meihin "neutraalissa" maailmankaikkeudessa, ts. Ennen kuin uudelleenionisoituminen tapahtui . Useampien tällaisten galaksien metsästys on nyt käynnissä selventämään, miten siirtyminen pimeästä ajasta tapahtui!
Alkuperäinen lähde: ESO-lehdistötiedote
